Rambler's Top100 Service
Поиск   
 
Обратите внимание!   Посетите Сервер по Физике Обратите внимание!
 
  Наука >> Физика >> Специальные разделы >> Астрофизика | Популярные статьи
 Написать комментарий  Добавить новое сообщение
 См. также

ФотографииРентгеновское излучение M17

Рентгеновское излучение от сталкивающихся звездных ветров в двойных системах

А.М.ЧЕРЕПАЩУК

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Столкновение сверхзвуковых звездных ветров компонентов тесных двойных систем приводит к формированию ударных волн и рентгеновскому излучению. Рентгеновское излучение от ударных волн в системах, состоящих из горячих массивных звезд, открыто в последние годы с бортов орбитальных рентгеновских обсерваторий. Это дает возможность получения новых данных о физике звездных ветров и природе двойных систем.

Введение

В 1962 году с борта американской ракеты "Аэроби" был открыт первый компактный рентгеновский источник, расположенный за пределами Солнечной системы. Им оказалась ныне хорошо известная рентгеновская двойная система Скорпион Х-1, содержащая оптическую звезду и аккрецирующую нейтронную звезду. Началась эра рентгеновской астрономии, обеспечившая человечеству новый канал информации о Вселенной.

В 1964 году, задолго до выяснения природы компактных рентгеновских источников как аккрецирующих релятивистских объектов (нейтронных звезд и черных дыр) в тесных двойных системах, Я.Б. Зельдович (СССР) и Е.Е. Салпитер (США) предсказали мощное энерговыделение при несферической аккреции вещества на черную дыру и тем самым указали на принципиальную возможность наблюдения черных дыр в рентгеновском диапазоне спектра. Теория дисковой аккреции вещества на релятивистские объекты в двойных системах была развита в 1972-1974 годах в работах Н.И. Шакуры и Р.А. Сюняева, Дж. Прингла и М. Риса (Англия), И.Д. Новикова и К. Торна (США). Было показано, что в силу того, что вещество при аккреции разгоняется в гравитационном поле нейтронной звезды или черной дыры до скоростей, близких к скорости света, столкновение и взаимное трение высокоскоростных потоков газа вблизи релятивистского объекта приводят к диссипации кинетической энергии газа и его разогреву до температур в десятки и сотни миллионов кельвинов. Это приводит к гигантскому выделению энергии в рентгеновском диапазоне с эффективностью до 0,3 от энергии покоя падающего вещества. Поэтому аккрецирующий релятивистский объект в двойной системе проявляет себя как мощный рентгеновский источник со светимостью ~1036-1039 эрг/с, что в тысячи и миллионы раз больше болометрической светимости Солнца.

Теория дисковой аккреции позволила быстро понять природу большинства рентгеновских источников как аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных системах. С борта первого специализированного американского рентгеновского спутника "Ухуру" в 1972-1975 годах были открыты сотни рентгеновских двойных систем, содержащих оптические звезды в паре с релятивистскими объектами, а к настоящему времени число известных рентгеновских двойных систем достигает сотни тысяч.

Рентгеновские источники неаккреционной природы

Рентгеновская астрономия обеспечила триумф релятивистской астрофизики прежде всего в плане открытия и исследования принципиально новых объектов Вселенной - нейтронных звезд и черных дыр. В то же время стало ясно, что разгон вещества до больших сверхзвуковых скоростей с последующей диссипацией кинетической энергии вещества при его столкновении с какой-либо преградой не является привилегией только релятивистских объектов. В природе происходят процессы, отличные от аккреции, которые также способны разгонять вещество до скоростей в тысячи и десятки тысяч километров в секунду. Например, при взрыве сверхновой звезды ее оболочка разлетается в космическое пространство со скоростью в десятки тысяч километров в секунду, а звездный ветер массивных горячих звезд спектрального класса О или звезд Вольфа-Райе (WR) ускоряется давлением радиации до скоростей в несколько тысяч километров в секунду. Во всех этих случаях взаимодействие сильно сверхзвукового потока газа с какой-либо преградой (межзвездный газ, поверхность звезды - спутника в двойной системе, звездный ветер от спутника и т.п.) приводит к формированию ударной волны, разогреву плазмы на ее фронте до температур в миллионы градусов и соответственно к рентгеновскому излучению. Впервые на такую возможность указал И.С. Шкловский в 1962 году. Он показал, что взаимодействие оболочки сверхновой звезды с межзвездным газом должно приводить к формированию ударных волн и генерации теплового рентгеновского излучения. Поскольку плотность межзвездной среды мала (менее одного атома в 1 см3), эффективность переработки кинетической энергии разлета оболочки сверхновой в рентгеновское излучение весьма низка - порядка 10-8-10-10. Однако ввиду огромной величины потока кинетической энергии разлета оболочки сверхновой (~1043-1044 эрг/с) ожидаемая величина рентгеновской светимости соответствующего остатка вспышки сверхновой составляет ~1034-1036 эрг/с, что является вполне наблюдаемой величиной. К настоящему времени известно несколько десятков остатков вспышек сверхновых, от которых зарегистрировано рентгеновское излучение в диапазоне 0,1-4 кэВ. Изучение спектра рентгеновского излучения дает уникальную возможность определения химического состава оболочек сверхновых.

Рентгеновское излучение от областей взаимодействия звездного ветра массивных горячих звезд с межзвездной средой было предсказано в 1968 году С.Б. Пикельнером и П.В. Щегловым и обнаружено Н.Г. Бочкаревым в 1988 году по архивным данным рентгеновских наблюдений с борта орбитальной обсерватории "Эйнштейн". Рентгеновская светимость таких областей сравнительно невелика, порядка 1032-1033 эрг/с.

Столкновение звездного ветра звезды wr со спутником в двойной системе

Автор данной статьи в 1967 году указал на то, что взаимодействие мощного сверхзвукового звездного ветра звезды WR со спутником - звездой спектрального класса О в тесной двойной системе WR+O должно приводить к формированию ударной волны и рентгеновского излучения. Причем, поскольку плотность звездного ветра звезды WR на расстояниях порядка радиуса орбиты тесной двойной системы велика (n $\simeq$ 1010-1011 см- 3), эффективность переработки перехваченного спутником потока кинетической энергии ветра в рентгеновское излучение также велика - порядка единицы. Это связано со следующими обстоятельствами. Рассмотрим рис. 1, где изображена картина обтекания звезды О сверхзвуковым ветром звезды WR.

Рис. 1. Три вида взаимодействия звездных ветров в тесной двойной системе: а - (WR+O)-система. Звездный ветер звезды О пренебрежимо мал. Наблюдается ударная волна, образованная в результате столкновения сверхзвукового ветра звезды WR с поверхностью звезды О; б - (WR+O)-система. Столкновение двух звездных ветров, истекающих из звезды WR и звезды О. Наблюдается система из двух ударных волн, сформированных в ветре звезды WR и О-звезды. Эта система из двух ударных волн расположена ближе к О-звезде, поскольку поток кинетической энергии ветра О-звезды меньше, чем в случае звезды WR; в - (О+О)-система. Столкновение двух звездных ветров равной мощности. Формируется система из двух ударных волн, расположенная посередине между компонентами

При диссипации на фронте ударной волны первыми до высокой температуры нагреваются протоны. Эффективность излучения в рентгеновском диапазоне определяется скоростью выравнивания температур протонов и электронов, поскольку именно электроны излучают радиацию. Время выравнивания температур протонов и электронов

$t_{r} \approx \frac{10 t^{3/2}_{e}}{n}$

при плотности ветра n $\simeq$ 1010 см-3 и электронной температуре Te$\leq$ T $\simeq$ 2 $\cdot$ 107 K не превышает 102с, то есть весьма мало по сравнению с характерными временами движения газа. Таким образом, плазма за фронтом ударной волны изотермична и эффективно высвечивается в рентгеновском диапазоне. В то же время при плотности ветра ~1010 см-3 плазма ветра и ударной волны прозрачна для достаточно жестких рентгеновских квантов с энергией $h\nu$ > 1 кэВ, что и позволяет наблюдать рентгеновское излучение от области столкновения ветра звезды WR с О-звездой.

При темпе потери массы звездой WR $\dot{M} \simeq$ 10- 5 М$\odot$/год (М$\odot$ - масса Солнца) и скорости ветра V $\simeq$ 2 $\cdot$ 103 км/с поток кинетической энергии ветра $\dot{M} V^{2}/2 \simeq $ 1037 эрг/с. Соответствующая температура за фронтом сильной ударной волны для идеального одноатомного газа

$T=\frac{3}{16} \frac{m_{p} V^{2}}{k} \simeq 8 \dot{M} \cdot 10^7$ K,

где mp - масса протона, k - постоянная Больцмана. Поскольку температуры протонов и электронов быстро выравниваются, плазма за фронтом ударной волны эффективно излучает тормозное рентгеновское излучение с энергией в несколько килоэлектронвольт. Рентгеновская светимость LX определяется долей W потока кинетической энергии ветра звезды WR, перехваченной спутником - О-звездой:

$L_{X}=\Omega \frac{\dot{M} V^{2}}{2} \simeq$ 1035 эрг/с, (1)

где $\Omega \approx \frac{\pi r^{2}}{4 \pi a^{2}}=\frac{1}{4} \left( \frac{r}{a} \right)^{2} \simeq$ 10-2

Здесь r и a - радиусы О-звезды и относительной орбиты системы соответственно.

Из этих простых оценок следует, что от тесных двойных систем WR+O можно ожидать значительного рентгеновского излучения в диапазоне нескольких килоэлектронвольт. В 1967 году, когда эта оценка была опубликована, рентгеновская астрономия находилась еще на заре своего развития и чувствительность рентгеновских телескопов была низка. Поэтому обнаружить рентгеновское излучение от двойных звезд WR+О (расстояние до которых более 1 кпк) казалось безнадежной задачей. Однако в последующие годы чувствительность рентгеновских телескопов возросла на много порядков величины, и в 1982-1987 годах группами Эндрю Поллока (США) и Антони Моффата (Канада) это предсказание было подтверждено с использованием результатов рентгеновских наблюдений с борта американской орбитальной обсерватории "Эйнштейн". От ряда двойных WR+O-систем было найдено усиленное рентгеновское излучение со светимостью LX $\simeq$ 1033-1034, что качественно согласуется с теоретической оценкой (причины количественного различия наблюдаемой и теоретической величины LX будут обсуждены ниже).

Обнаружение рентгеновского излучения от ударных волн, сформированных при столкновении звездных ветров в двойных WR+O-системах, открывает широкие перспективы для поиска новых двойных среди звезд WR, изучения химического состава звездных ветров, исследования структуры ветров и выяснения причин их ускорения.

Столкновение звездных ветров в массивных двойных системах

В 1976 году О.Ф. Прилуцкий и В.В. Усов рассчитали рентгеновское излучение, образующееся при столкновении звездных ветров, истекающих из обоих компонентов двойной системы. К тому времени благодаря интенсивным ультрафиолетовым наблюдениям горячих массивных звезд, выполненным с борта европейского спутника IUE (International Ultraviolet Explorer), было доказано существование достаточно интенсивных звездных ветров не только от звезд WR ($\dot{M} \simeq$ 10- 5 $M_{\odot}$/год, V $\simeq$ 2 $\cdot$ 103 км/с), но и от звезд спектральных классов О или В ($\dot{M} \simeq$ 10- 6-10-8 $M_{\odot}$/год, V $\simeq$ 4 $\cdot$ 103 км/с). Стало ясно, что в двойной WR+O-системе должно реализоваться столкновение двух звездных ветров, истекающих из звезды WR и звезды О. Кроме того, можно ожидать рентгеновского излучения от столкновения звездных ветров в обычных О+О двойных системах.

Изотермичная высокотемпературная плазма за фронтом ударной волны эффективно высвечивается в рентгеновском диапазоне лишь в том случае, если время ее высвечивания tf = 1,5 $\cdot$ 1011T1/2/ne меньше времени пребывания элемента объема плазмы в окрестности ударной волны, то есть в объеме размером порядка радиуса r обтекаемой звезды. В противном случае из-за расширения и адиабатического охлаждения плазма будет остывать, не успевая излучить рентгеновские кванты. Учет этого эффекта, выполненный О.Ф. Прилуцким и В.В. Усовым, приводит к следующей оценке рентгеновской светимости ударной волны в двойной системе с достаточно большим орбитальным периодом p > 2 суток:

$L_{X}=6 \cdot 10^{34} \left( \frac{\dot{M}}{10^{-5} M_{\odot}/\mbox{год}}\right)^{2} \left(\frac{r}{10^{11} \mbox{см}}\right)^{3} \left(\frac{\bar{r}}{10^{12} \mbox{см}}\right)^{-4}\left(\frac{V}{10^{8} \mbox{см/с}}\right)^{-1}$ эрг/с,

где $\dot{M}$ - темп потери массы звездой WR, $\bar{r}= a - 1,25r$. Для двойных систем с короткими орбитальными периодами p < 2 суток выражение для рентгеновской светимости более простое:

$L_{X}=\frac{1}{4} \left( \frac{1,25r}{a-1,25r} \right)^{2} \frac{\dot{M} V^{2}}{2}$ эрг/с,

поскольку в этом случае эффектом адиабатического охлаждения газа за фронтом ударной волны можно пренебречь.

Как было отмечено Е.В. Левичем и Р.А. Сюняевым в 1971 году, комптоновское рассеяние квантов оптических звезд на свободных электронах приводит к охлаждению горячей плазмы с характерным временем

$t_{c}=\frac{3}{4} \frac{m_{e}c}{\sigma_{T}(\epsilon_{1}+\epsilon_{2})}$,

где $\epsilon_{1}$ и $\epsilon_{2}$ - плотности излучения звезды WR и спутника О, me - масса электрона, $\sigma_{T}$ - сечение томсоновского рассеяния.

Автор данной статьи в 1976 году рассчитал ожидаемые рентгеновские светимости и потоки от 13 двойных (WR+О)-систем с известными характеристиками, с учетом охлаждения горячей плазмы за фронтом ударной волны комптоновским механизмом. Теоретические значения рентгеновских светимостей от ударных волн в этих двойных (WR+O)-системах лежат в пределах LTX = 1031-1034 эрг/с. Следует подчеркнуть, что величина LTX много меньше болометрической светимости звезд WR (~1039 эрг/с) и оптической светимости этих звезд (~1037 эрг/с). Поэтому влияние рентгеновского излучения от ударной волны на оптические характеристики звезды WR незначительно. В то же время прямые измерения последних лет показывают, что рентгеновские светимости горячих корон О-звезд и одиночных звезд WR в диапазоне нескольких килоэлектронвольт составляют в среднем 1032-1033 эрг/с для О-звезд и 5 $\cdot$ 1031 эрг/с для WR-звезд. Следовательно, ударная волна, образованная столкновением звездных ветров, выглядит в рентгеновском диапазоне достаточно контрастно и может служить надежным признаком двойственности звезды WR. При угле наклонения орбиты i, близком к 90° (плоскость орбиты близка к лучу зрения), могут иметь место периодические изменения рентгеновского потока и периодические завалы низкоэнергичных участков рентгеновского спектра, связанные с затмениями ударной волны телами звезд и поглощением в звездных ветрах WR- и О-компонентов.

Последующие строгие численные двумерные газодинамические расчеты параметров ударных волн, образованных при столкновении звездных ветров компонентов в WR+O и О+О двойных системах, подтвердили описанные выше простые оценки. На рис. 2 приведены соответствующие результаты газодинамических расчетов для двойной (WR+O)-системы V444 Лебедя с орбитальным периодом 4,2 суток. Эти расчеты выполнены в 1992 году американскими учеными И.Р. Стивенсом, Дж.М. Блондином и Э.М.Т. Поллоком.

Рис. 2. Результаты численных газодинамических расчетов взаимодействия сверхзвуковых звездных ветров WR- и О-компонентов в двойной системе V444 Лебедя (из ст.: Stevens I.R., Blondin J.M., Pollock A.M.T. // Astrophys. J. 1992. Vol. 386. P. 265-287). Звезда WR расположена слева. Показано распределение плотности в ударных волнах, сформированных в ветре звезды WR и ветре звезды О
На рис. 3 показаны результаты газодинамических численных расчетов для системы V444 Cyg с учетом влияния торможения радиацией О-звезды ветра WR-звезды. Учет тормозящего влияния поля излучения О-звезды на движение ветра WR-звезды, выполненный С.П. Овоки и К.Г. Гэли (США), приводит к уменьшению величины рентгеновской светимости ударной волны и увеличению ее угла раскрытия.
Рис. 3. Результаты численных газодинамических расчетов взаимодействия сверхзвуковых звездных ветров WR- и О-компонентов в двойной системе V444 Лебедя с учетом торможения ветра звезды WR давлением радиации О-звезды. Показаны векторы скорости движения вещества в ветрах и распределение плотности (наиболее темные области соответствуют наибольшим значениям плотности плазмы). В зависимости от величины непрозрачности ветра звезды WR меняется угол раскрытия ударной волны вблизи звезды О (из ст.: Owocki S.P., Gayley K.G. // Astrophys. J. 1995. Vol. 454. P. L145-L148)

Результаты наблюдений

В 1982 году группа Антони Моффата, обработав результаты наблюдений с борта рентгеновской обсерватории "Эйнштейн", обнаружила рентгеновское излучение от известной затменной двойной системы WR+O V444 Лебедя. Поскольку расстояние до этой системы известно (~ 2 кпк), из наблюдаемого рентгеновского потока в диапазоне 0,2-4 кэВ получается светимость системы V444 Cyg в рентгеновском диапазоне LX . Среднее за орбитальный период (p$\simeq$ 4,2 суток) значение LX для V444 Лебедя составляет ~1033 эрг/с. Доказательством того, что эта рентгеновская светимость излучается в ударной волне, образованной при столкновении звездных ветров WR- и О-компонентов, является переменность рентгеновского потока, а также "жесткости" спектра рентгеновского излучения, коррелирующая с фазой орбитального периода p$\simeq$ 4,2 суток (рис. 4).

Рис. 4.а - рентгеновская светимость LX затменной двойной системы WR+O V444 Лебедя (в единицах 1033 эрг/с) как функция времени, выраженного в юлианских днях JD. Величина светимости LX и "жесткость" рентгеновского спектра (б) коррелируют с фазой орбитального периода p = 4,2 суток. Это доказывает, что рентгеновское излучение формируется в пространстве между компонентами в области столкновения звездных ветров WR- и О-компонентов (из ст.: Moffat A.F.J., Firmani C., McLean I.S., Seggewiss W. // Proc. IUE Symp. "Wolf-Rayet Stars: Observations, Physics, Evolution". 1982. P. 577-581)

Рентгеновский поток регулярно уменьшается примерно в два раза в моменты, когда звезда WR впереди О-звезды. В эти же моменты наблюдаются завалы мягкого конца рентгеновского спектра, усиливающие его "жесткость" и свидетельствующие о поглощении в звездном ветре звезды WR. Хотя генерация рентгеновского излучения в ударной волне не вызывает сомнения, наблюдательное значение рентгеновской светимости ударной волны X = 1033 эрг/с в системе V444 Cyg примерно на порядок ниже теоретического (~1034 эрг/с) даже после учета охлаждения горячей плазмы на фронте ударной волны комптоновским механизмом. Это расхождение может быть связано с рядом причин. Во-первых, система V444 Лебедя весьма тесная (p$\simeq$ 4,2 суток) и вполне возможно, что в области столкновения звездных ветров величины их скоростей еще не достигли своих максимальных, предельных значений. Во- вторых, тормозящее действие потока излучения спутника О-звезды на ветер звезды WR может понижать его скорость в направлении вдоль линии центров компонентов, что также приводит к уменьшению рентгеновской светимости ударной волны и понижению температуры плазмы за ее фронтом. В-третьих, известно, что звездный ветер звезд WR имеет сильно неоднородную, клочковатую структуру. Учет этой клочковатости также позволяет уменьшить величину рентгеновской светимости ударной волны в системе V444 Лебедя. В-четвертых, часть рентгеновского излучения ударной волны, особенно в мягком диапазоне спектра, поглощается в ветре звезды WR и звезды О и не доходит до наблюдателя.

Учитывая изложенное, можно считать согласие между наблюдательной и теоретической оценками рентгеновской светимости ударной волны в системе V444 Cyg удовлетворительным.

Окончательное доказательство существования ударной волны вблизи О-звезды в системе V444 Лебедя было получено американскими учеными С. Шором и Д. Брауном с использованием ультрафиолетовых спектров высокого разрешения, полученных с борта европейской орбитальной обсерватории IUE. В фазах орбитального периода 0,47 и 0,60, когда О-звезда расположена впереди звезды WR, абсорбционный компонент профиля резонансной эмиссионной линии CIV 1550 резко смещается в коротковолновую часть спектра. Соответствующее значение предельной скорости звездного ветра, измеряемой по абсорбционной линии, увеличивается от 2000 км/с (характерное для звезды WR) до 4000 км/с (типичное для звезды О). Такое резкое и сильное изменение величины наблюдаемой предельной скорости связано с тем, что в эти моменты (фазы 0,47 и 0,60) мы видим, как излучение звезды WR проходит границу раздела ветров WR- и О-звезды, которая связана с ударными волнами, образованными в результате столкновения ветров (рис. 5).

Рис. 5.Ударная волна в системе V444 Лебедя, образованная столкновением ветров звезды WR и звезды О. Структура ударной волны восстановлена из наблюдений переменности коротковолнового абсорбционного компонента резонансной линии излучения CIV 1550 в ультрафиолетовом спектре V444 Cyg. Ударная волна расположена несимметрично относительно линии центров WR- и О-компонентов из-за влияния их орбитального движения (из ст.: Shore S.N., Brown D.N. // Astrophys. J. 1988. Vol. 334. P. 1021)

Окончательный вывод о наличии у большинства известных двойных (WR+O)-систем избытка рентгеновского излучения, обусловленного столкновением звездных ветров, был сделан Поллоком в 1987 году. Им были обработаны рентгеновские наблюдения 48 звезд WR, выполненные с борта обсерватории "Эйнштейн" в диапазоне 0,2-4 кэВ. Из них 20 суть двойные (WR+О)-системы. Среднее значение рентгеновской светимости LX для одиночных звезд WR составляет 5 $\cdot$ 1031 эрг/с, в то время как для двойных (WR+O)-систем величина LX лежит в пределах 1032-1034 эрг/с. В четырех WR+O двойных системах найдена корреляция рентгеновской светимости LX и спектра рентгеновского излучения с фазой орбитального периода. Это доказывает, что рентгеновское излучение возникает в пространстве между компонентами двойной (WR+O)-системы, то есть в области столкновения звездных ветров WR- и О-компонентов. Некоторые звезды WR являются источниками нетеплового (синхротронного) радиоизлучения, которое формируется в результате излучения релятивистских электронов в магнитном поле. Источником релятивистских электронов, по-видимому, являются ударные волны в двойных (WR+O)-системах, образованные в результате столкновения звездных ветров. Ускорение электронов до релятивистских энергий может происходить под воздействием различных плазменных неустойчивостей на фронте ударной волны.

В тесных двойных (WR+O)-системах нетепловое радиоизлучение ударной волны поглощается в звездном ветре и не доходит до наблюдателя. Однако в разделенных системах WR+O (например, в системе HD 193793, p = 7,94 года) нетепловое радиоизлучение наблюдается. Кроме того, у системы HD 193793 в моменты, близкие к прохождению звезды WR через периастр орбиты (орбита системы - эллипс с эксцентриситетом e $\simeq$ 0,8), наблюдаются вспышки инфракрасного излучения, обусловленные формированием пыли в области взаимодействия звездных ветров. Формирование пыли может стимулироваться возрастанием плотности вещества звездного ветра звезды WR вблизи ударной волны.

Таким образом, ударные волны, образованные при столкновении звездных ветров в двойных (WR+O)-системах приводят к многообразным наблюдательным проявлениям в рентгеновском, ультрафиолетовом, инфракрасном и радиодиапазонах спектра. В 1991 году американские ученые Т. Клебовски и К. Гармани обнаружили избытки рентгеновского излучения от двойных (О+О)-систем, содержащих обычные звезды спектрального класса О. Эти избытки также обусловлены наличием ударных волн, сформированных в результате столкновения звездных ветров.

Заключение

В 1999-2000 годах планируется запуск на орбиту вокруг Земли рентгеновских обсерваторий нового поколения с чувствительностью в ~100 раз выше, чем у обсерватории "Эйнштейн", например обсерватории AXAF (США) и "Спектр-РГ" (Россия). На этом уровне чувствительности можно будет уверенно измерять не только рентгеновские потоки от ударных волн в двойных системах, но и регистрировать спектры рентгеновского излучения, генерируемого в области столкновения звездных ветров. Это открывает новые возможности для исследований тесных двойных систем звезд разных типов. Перечислим важнейшие из них.

1. Открытие новых двойных среди звезд WR по усиленному рентгеновскому излучению. Этот метод был предложен автором статьи в 1976 году. Важно, что этот метод обнаружения двойных не зависит от наклонения орбиты i. К настоящему времени уже открыто несколько новых двойных (WR+O)-систем этим методом.

2. Прямое определение химического состава звездных ветров звезд WR по рентгеновским спектрам ударных волн в двойных (WR+O)-системах.

3. Исследование структуры и динамики звездных ветров по переменности рентгеновского излучения от ударных волн.

РЕКОМЕНДУЕМАЯ Литература

[1] Черепащук А.М. Узкополосная электрофотометрия затменно-двойной звезды типа Вольфа-Райе V444 Лебедя // Переменные звезды. 1967. Т. 16. С. 226.
[2] Черепащук А.М. Возможность обнаружения двойных среди звезд Вольфа-Райе по их рентгеновскому излучению // Письма в "Астрон. журн.". 1976. Т. 2, No 7. С. 356.
[3] Прилуцкий О.Ф., Усов В.В. Рентгеновское излучение тесных двойных систем массивных звезд // Астрон. журн. 1976. Т. 53. С. 6.
[4] Cherepashchuk A.M., Katysheva N.A., Khruzina T.S., Shugarov S.Yu. Highly Evolved Close Binary Stars: Catalog. L.: Gordon and Breach Publ., 1996. P. 49.


Написать комментарий
 Copyright © 2000-2015, РОО "Мир Науки и Культуры". ISSN 1684-9876 Rambler's Top100 Яндекс цитирования